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21 ( 23.5cm28cm40cm) (Canon Eos Kiss X4) (SAMYANG 8mm fish-eye) RAW

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(1)

全天スカイモニターの製作と天文学への応用

岡山理科大学大学院

総合情報研究科

生物地球システム専攻 地球科学研究室

I11GM05

 高木良輔

(2)

要 約   岡山理科大学天文台では大学構内の 21 号館屋上に設置された複数の望遠鏡 (口径 23.5cm,28cm,40cm)が常時稼働しており,それらの機動力を生かし,様々な天体,特に 激変星などの突発天体,ならびに,豊富なマシンタイムを必要とする天体の測光・分光観 測を行っている.我々の天文台の最大の特色である機動力を生かすには局地的な空の状態 をリアルタイムに把握する必要がある.それを可能にする装置がスカイモニターである. 近年,デジタル一眼レフカメラの普及に伴い,低価格で解像度が高く,高感度撮影が可 能なカメラが容易に入手できるようになった.そこで我々は,一般的に売られているデジ タル一眼レフカメラ(Canon Eos Kiss X4)と魚眼レンズ(SAMYANG 8mm fish-eye) を 用い,コストを抑える一方で性能の高い全天スカイモニターの製作を試みた. 安価な素材を用い,専門的な知識がなくても作れるスカイモニターの製作技術を確立し 広く普及することで,学校や科学館での天文学の教育普及目的,または、個人の天文観測 者の観測補助ツールとしての利用が期待できると考えられる.また,スカイモニターに よって撮影された画像をRAW形式でアーカイブすることにより,新天体の発見や明るい 変光星のモニターの機能のみならず,測光データとしての有用性があることを検証した. なお,スカイモニターで撮影された画像は,インターネットを介してリアルタイムで公 開されている.

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目次

1 序論 1 1.1 岡山理科大学天文台について . . . 1 1.2 スカイモニターの必要性について . . . 4 1.3 スカイモニターの自作の意義 . . . 5 2 新天体発見と天体検出器の歴史 6 3 検出器について 8 3.1 CCDとCMOS . . . 8 3.2 デジタル一眼レフカメラを用いた測光観測の可能性 . . . 8 3.3 デジタルカメラによる天体検出の例 1―多胡昭彦氏によるマイクロレンズ 現象の発見のケース . . . 9 3.4 デジタルカメラによる天体検出の例 2―古典新星エリダヌス座KT 星の ケース . . . 9 4 スカイモニターの設計 10 4.1 コンセプト . . . 10 4.2 カメラとレンズ . . . 10 4.3 Housing(格納容器)の設計. . . 11 4.4 テスト観測 . . . 14 4.5 制御環境 . . . 16 5 天文学への応用 17 5.1 スカイモニターの運用状況について . . . 17 5.2 市販のスカイモニターとの性能比較 . . . 17 5.3 天文データとしての有用性について . . . 20 6 結論と今後の課題 23 6.1 結論 . . . 23 6.2 今後の課題 . . . 23

(4)

1

序論

1.1

岡山理科大学天文台について

図1.1 岡山理科大学天文台北側.望遠鏡群. 図1.2 岡山理科大学天文台(岡山理科大学 21号館屋上)見取り図. 岡山理科大学天文台 (図1.1) は岡山理科大学構内の21 号館屋上 (図1.2.,北緯:34 ° 41′ 37.56″東経: 133° 55′ 50.87″ )に設置されており,2013年2月現在,口径 23.5cm(ドーム1),28cm(スライディングルーフ),40cm(ドーム2)の計3台の望遠鏡が 稼働している. 岡山理科大学天文台の前身である田邉研究室天文台では,1998 年より21号館屋上に ドームを設置し,望遠鏡と冷却CCDカメラによる測光システム(図1.3)による観測を 行ってきた.2002年には,スライディングルーフが設置され,複数の望遠鏡を同時活用 する試みが始まった.2006年より,望遠鏡と分光器,冷却CCDカメラによる分光システ ム(図1.4)による分光観測がスタートしさらに観測の幅が広がった. そして,2012年度には生物地球学部開設に合わせて口径40cm望遠鏡(図1.4と表1.3) と専用の新ドームが建設されるとともに,名称も『岡山理科大学天文台』という正式名称 がつけられた.さらに,2013年度からは,口径 30cm望遠鏡用ドームが整備されるうえ に,新たなスライディングルーフ(分光観測ならびに太陽観測専用の2台の望遠鏡が格納 される予定である)も建設され,計6台の望遠鏡が稼働する予定である. 我々の天文台の主な観測ターゲットは発見の連絡を受けただちに対応すべき激変星など の突発天体(新星・矮新星・超新星など)や豊富なマシンタイムを必要とする天体である. 晴天率の高い岡山という地の利と,複数の望遠鏡を常時活用する機動力を生かした観測を

(5)

の観測成果の例として,同天文台で観測されたデータによる卒業論文の一覧を表1.4に, 修士論文の一覧を表1.5に挙げる.また,出版された学術論文はApendix 1に掲載する. 図1.3 測光システム. 表1.1 測光観測装置のスペック(2013年2月現在). 望遠鏡 CelestronC9 (D=23.5cm,F10) CCD ST-7XE (SBIG) 赤道儀 EM-200 (タカハシ) 図1.4 分光システム. 表1.2 分光観測装置のスペック(2013年2月現在). 望遠鏡 CelestronC11 (D=28.0cm,F10) 分光器 DSS-7 (SBIG) CCD ST-402 (SBIG) 赤道儀 NJP (タカハシ) 図1.5 口径40cm望遠鏡. 表1.3 口径40cm望遠鏡のスペック(2013 年2月現在). 望遠鏡 Meade (D=40cm,F10) 分光器 DSS-7,SGS (SBIG) CCD ST-402,ST-7XE等 (SBIG) 赤道儀 LX-200(Meade)

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表1.4 岡山理科大学天文台で行われた観測による卒業論文 タイトル  著者 出版年 使用望遠鏡 近接連星系X TrianguliのCCD測光観測 太田2000 μ-2101 激変星SY CancriのCCD測光観測 西本2000 μ-210 食連星RT AndのCCD測光観測 小田2001 μ-210 矮新星YZ Cancriの冷却CCDによる測光観測 中本2001 μ-210 X線新星V725 Tau(A0535+26)のCCD測光観測 岡本2001 μ-210 新星状変光星UX Ursae MajorisのCCD測光観測 圓岡2001 μ-210 矮新星HV VirginisのCCD測光観測 小泉2002 VC200L2 脈動変光星BH Aurigae の冷却CCDによる測光観測 永井2002 VC200L 食連星AA Ursae Majorisの冷却CCDによる測光観測 上岡2003 C113 矮新星V1159 OrionisのsuperoutburstのCCD測光観測 喜田2003 CN-2124 散開星団NGC2395のCCD測光による色・等級図の作成 田中2003 C11 SU UMa型矮新星V1208 Tauriのスーパーハンプの時間変化 安井2003 CN-212

新星状変光星MV Lyraeのhigh state におけるCCD測光観測 田口2004 C11

再帰新星RS Ophiuchi (へびつかい座RS星)の2003年6月の 活動期におけるCCD測光観測 山田2004 C11 超新星SN2004etのCCD多色測光観測 今井2005 C11,CN-212 矮新星ペルセウス座UV星の 2003年 superoutburstにおける CCD測光観測 大山2005 CN-212 矮新星IP Pegasiの2004年outburstにおけるCCD測光観測 近藤2005 CN-212 矮新星TT Bootisの2004年superoutburstのCCD測光観測 谷之口2005 CN-212 激変星DO DraconisのCCD測光観測 橋本2005 CN-212 たて座新星V476 Scutiの冷却CCDによる多色測光観測 伊藤2006 CN-212 わし座新星V1663 Aquilaeの多色測光観測 古田2006 CN-212 輝線星のCCD分光観測 西村2007 C95 新変光星VarCas06の測光観測とマイクロレンズ効果 東地2007 C9 活動銀河核のCCD分光観測 今村2008 C11 WZ Sge型矮新星V455 AndのCCD測光観測 國富2008 C9 量子力学とWolf-Rayet星の分光観測 國弘2009 C11 青い超巨星P Cyg(はくちょう座P星)の分光ならびに測光観測 能勢2010 C9,C11 食変光星βLyrae (こと座ベータ星)の分光ならびに測光観測 高木2011 C9,C11 W Ser型食連星はくちょう座V367星の測光ならびに分光観測 小木2011 C9,C11 3つの超新星 SN2011by, SN2011dh, SN2011feの光学観測 若林2011 C9,C11 1口径=210mm,焦点距離=2415mmF=11.5(タカハシ) 2口径=200mm,焦点距離=1800mmF=9.0(Vixen) 3口径=280mm,焦点距離=2800mmF=10(Celestron) 4口径=212mm,焦点距離=2630mmF=12.4(タカハシ) 5口径=235mm,焦点距離=2350mmF=10(Celestron)

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表1.5 岡山理科大学天文台で行われた観測による修士論文 タイトル  著者 出版年 使用望遠鏡 SU UMa型激変星1RXPJ113123+4322.5のsuperhumpの検出及び周期解析 小泉2005 CN-212 激変星GK PerseiのCCD測光観測と解析 田口2006 CN-212 古典新星KT Eridaniのスペクトルならびに光度変化の研究 今村2010 C9,C11 食を起こすSU UMa型矮新星IY UMaの光度曲線解析 國富2010 C9

1.2

スカイモニターの必要性について

岡山理科大学天文台の持つ特色を最大限に生かすには,天候の局地的かつリアルタイム な情報を知ることが重要である.それを監視し把握する装置がスカイモニター(天候監視 装置)である.現在,岡山県には国立天文台・岡山天体物理観測所にスカイモニターが設 置されており,その画像はインターネットからリアルタイムで閲覧することができる(図 1.6).しかし,岡山天体物理観測所は岡山理科大学から西に約50km離れており,空の状 態は一致しないことが多い(図1.7).そもそも,スカイモニターは各天文台にひとつずつ 必要なものだと考えられる.我々が行っている観測の特色をより生かすため,本研究は岡 山理科大学天文台における独自のスカイモニターの製作,運用,ならびに画像の解析を試 みた. 図1.6 岡山天体物理観測所のスカイモニ ターの画像. 図 1.7 岡山天体物理観測所 (OAO) と岡 山理科大学(OUS) との位置関係.(気象庁 より)

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1.3

スカイモニターの自作の意義

本研究の中心は,スカイモニターの自作を行うことにある.スカイモニターを自作する 意義として以下のことが挙げられる.

市販の信頼できる性能の製品は約30万円(SBIG All Sky-340) と高額であるが, 我々はその3分の1の経費で同程度の性能のスカイモニターが製作できると考えた ため. スカイモニターで撮影した画像を天文データとして扱う可能性を探るため.市販の スカイモニターは文字通りスカイモニターとして空の状態を把握する機能しか備 わっておらず,天文データとしての利用は想定されてないと考えられる. ローコストで手軽に作れるスカイモニターの製作方法を確立し広く公開すること で,学校や科学館での教育普及目的,ならびに個人の観測者の観測補助システムと しての利用が期待できるため. 以上のことから,本論文ではスカイモニターの自作と,製作したスカイモニターで得られ た画像の天文データとしての利用の可能性について議論する. 以下,本論文の構成は,第2章 歴史的背景,第3章 検出器について,第4章 スカイモ ニターの設計,第5章 天文学への応用,第6章 結論と今後の課題である.

(9)

2

新天体発見と天体検出器の歴史

夜空に突如現れる新天体(新変光星)の発見に関わる最も古い記録は主に中国に残され ていると考えられる.中国では古くから新星や超新星のことを「客星」と呼んでおり,紀 元前から10例ほどの記録が残っている.また,紀元後からは日本や朝鮮半島でも同様に それらの新天体発見の記録が多く残されている.しかし,東洋でのそれら新天体の記録は 発見記録に留まるのみで,発見後の継続的な観測や研究は少なかった.新天体の継続的 な観測,研究が初めて報告されたのは西洋でのことであり,16世紀になってからである. デンマークのティコ・ブラーエ(Tycho Willem Janszoon Brahe)は1572年にカシオペ

ヤ座に突如出現した新天体を14ヵ月に渡って観測しこの天体をnova stella と名付けた novaとはラテン語で『新しい』を意味する言葉であり,日本語に訳すると「新星」という ことになる.当時は,今まで星がなかった領域に突然新しい星が輝きだすことから,新し い星が誕生したと考えられていた.現在では実際に新しい星が誕生したわけではないこと が知られているが「新星」という言葉は今でも用いられている.このティコの新星をはじ めに,1600年にオランダのブラウ(Blaeu)が3等星として増光しているのを発見した新 天体(はくちょう座P星)や,1604年の Kepler’s star(今日でいうケプラーの超新星)な ど,次々と新天体の発見から継続的な研究が行われてきたが,当時はまだ肉眼による観測 に頼るしかなかったため,見落とされた増光天体の数は計り知れなかったと考えられる. ところで現代のカメラの原型は 1500年代にイタリアで生まれた「カメラオブスキュ ラ」(暗い部屋の壁にピンホールをあけ,その穴を通してはいりこむ光によって写りこむ 外の風景を反対側の壁に映して,中に入った人がなぞって模写したといわれている) に 始まるとされているが,記録媒体としての写真の歴史は1839 年にフランスのダゲール (L.J.M.Daguerre)によって発明された写真術に始まる.1890年代になると,写真術が天 文学にも応用されるようになり,写真乾板を用いた変光星の監視が体系的に行われるよう になった.そのことにより新天体や新変光星の発見の数は急激に増えることになる.特 にアメリカのハーバード大学天文台のピッカリング(Edward Charles Pickering)台長の 元で働いていたキャノン女史(Annie Jump Cannon)や,リーヴィット女史(Henrietta Leavitt)は膨大な星が写っている写真乾板をひとつひとつ調べていくという地道な作業か ら,スペクトル型分類の基礎や,セファイドの周期光度関係の発見など,今日の天文学の 基礎となる功績を残した.

肉眼に頼るしかなかった天体検出方が,写真に変わったことにより,天文学に革新的な 発展をもたらしたことと同じように,1970年にボイル(Wiliard Boyle)とスミス(George

(10)

E. Smith)によって発明された固体撮像素子(Solid State Image Sensor)「CCD(Charge Coupled Device)」もまた,天文学に大きな革新をもたらした.1980年代には写真に変 わる検出器としてCCDが天文学の世界でも使われるようになる.従来の光化学反応を 利用した写真乾板やフィルムでは,光を捕える効率は1%程度でしかなかった.しかし, シリコンフォトダイオードによる光電効果(捕えた光子を電気に変換する効果)を利用し たCCDは入射する光子の最大約90%を捕えて電子に変換することができる.そのため, 天体に対する感度は飛躍的に向上した.2000年代に入り冷却CCDカメラが一般にも手 に入りやすくなると,従来,口径 1m以上の巨大望遠鏡でしかできなかった観測が,数 十cm台の小口径の望遠鏡でも出来るようになった.写真の約90倍の感度の検出器を手 に入れ,それが天文学の世界に広く普及されたことで,毎年発見される新天体,特に激変 星などの増光天体の発見数は飛躍的に増えていった.その一方でそれらの天体の増光初期 における発見は,世界中の個人の観測家たちによって成されていると言っても過言ではな い.また,本田実氏に代表される戦前からの日本人の新天体発見への貢献は目覚ましく, 近年では特に山形県の板垣公一氏や,静岡県の池谷薫氏や西村栄男氏,岡山県の多胡昭彦 氏,同じく岡山県の大倉信雄氏と中島洋一郎氏のチーム,長野県の高見澤今朝雄氏,福岡 県の西山浩一氏と佐賀県の椛島冨士夫氏のチームなどが活躍している. 表2.1 新天体発見と検出器の略歴 眼視観測の時代 紀元前∼1600年頃まで 中国など東洋において「客星」の記録.   1572年 ティコ・ブラーエの「新星」の研究.  写真の時代 1839年 ダゲールの写真の発明   1890年代 写真術の天文学への応用.   ハーバード大学天文台などでの変光星モニター CCDの時代 1970年 ボイルとスミスによるCCDの発明.   1980年代 CCDが天体検出器の主流になる.

(11)

3

検出器について

3.1

CCD

CMOS

1980年代から2000年までの間に,天体検出器や一般的なカメラの眼としてCCDが固 体撮像素子の中で大きな地位を得た一方で,様々な固体撮像素子が考え出されていたが, それらは時代とともに淘汰されCCDに収束していった(例えばBBD(Bucket Brigade Dvice),CID(Charge Injection Dvice),CPD(Charge Priming Device)など).しかし,

2000年代から急成長を遂げ,現在では一般的なデジタルカメラのセンサーのシェアのほ とんどを占めている固体撮像素子がある.それがCMOS(Complementary Metal Oxide Semiconductor)センサーである.元々,CMOSの原型である MOS(金属酸化膜半導体)

の発明は, 1963年のモリソン (S. R. Morrison)によるフォトスキャナの開発が先駆け で,これはCCDが発明される7 年も前のことである.しかしながら,MOS ならびに CMOSはCCDに比べ構造がシンプルで作りやすい半面,ノイズがでやすいという欠点 を持っていたため,市場に受け入れられなかった. ところが,2000年頃から,一般にデジタルカメラが広く普及し始めると共に,CCDに 比べ,製造工程が簡単なことと,消費電力が少ないという,一般的なデジタルカメラに とって都合のよいメリットを持つCMOS センサーが見直される機運が高まることにな る.これにより各社カメラメーカーはCCDに比べノイズが多く画質が悪いと言われてい たCMOS を改良し,その性能は2000年から現在に至るまでに,デジタルカメラの普及 に伴って飛躍的に上昇,ノイズの軽減,高画質化に成功し,今もなお進化を遂げている.

3.2

デジタル一眼レフカメラを用いた測光観測の可能性

近年,デジタルカメラの普及に伴って,高感度で高画質なCMOSセンサーが容易に入 手できるようになった.CCDに比べ製造工程が簡単なためCMOS カメラはCCDカメ ラに比べはるかに低価格である.特に,センサーサイズが大きく,望遠鏡等の観測器との 接続も可能であるデジタル一眼レフカメラを天体測光に用いる試みが,近年,個人の観 測者を中心に広まりつつある.国内で代表的なデジタル一眼レフカメラによる測光テス トの報告は大金 (2009)や今村 (2010)などである,または永井(永井和男氏のHP URL http://eclipsingbinary.web.fc2.com/)なども,デジタル一眼レフカメラによる測光に取 り組んでいる.

(12)

3.3

デジタルカメラによる天体検出の例

1

―多胡昭彦氏によるマイクロレ

ンズ現象の発見のケース

岡山県津山市在住の著名な観測家である多胡昭彦氏は,2006年頃からデジタルカメラ を用いた新星捜索を行っている.同氏が2006年10月にデジタルカメラの新星捜索の最 中に発見したカシオペヤ座の増光天体は,後の分光によるフォローアップ観測の結果,通 常の爆発天体に見られるスペクトルの変化がなかったため,重力レンズの一種であるマイ クロレンズ効果による増光であることがわかった.この現象は1915年にアインシュタイ ン(Albert Einstein)が提唱した一般相対性理論の中で予言された現象のひとつである. しかしこれまで,大マゼラン雲のような銀河系外でこの現象は検出されていたものの,銀 河系内で発見されるケースは初めてのことであり,大変重要な天体現象である.なお,岡 山理科大学天文台においても2006年11月1日にこの天体の増光の知らせを受け,測光 観測を行っている(東地 2007).

3.4

デジタルカメラによる天体検出の例

2

―古典新星エリダヌス座

KT

のケース

もうひとつのデジタル一眼レフカメラを用いた天文データの例として新星エリダヌス座 KT星のケースについて触れておく.この新星は2009年11月25日に山形県の著名な観 測家である板垣公一氏によっておよそ8等星の新天体として発見されたが,後に発見前 に撮影された天体写真に5等星として写っていたことが明らかになった.これを受け九 州大学の山岡均氏や水島工業高校の大島修氏らが,全国のアマチュア天文家に向けてこの 新星の極大頃に撮られた天体写真の募集を呼びかけたところ,この新星の位置が幸運にも 天体写真の被写体として人気の高いオリオン座付近だったことから,増光発見前の画像が 全国の天文ファンから寄せられた.その後,大島氏らによって寄せられた画像からこの新 星の測光が行われ,その結果は日本変光星観測者連盟(VSOLJ:Variable Stars Observers League of Japan)やIAU (国際天文学連合) サーキュラー(IAUC 9098) に報告された. もし,こうしたケースがまた起こった場合,我々の製作したスカイモニターで増光が捉え られていれば,そして一定の精度を持つ測光データであれば,それは大変重要な天文デー タとなる.また,ほぼ全天を撮影できるスカイモニターならば,こうした天体を見落とす 可能性も低くなると考えられる.

(13)

4

スカイモニターの設計

4.1

コンセプト

本研究で製作するスカイモニターのコンセプトは『コストを抑えつつも高性能』である ことと,『誰でも作れて使える』ことである. 第3章で触れたように,近年,高感度,高画質であるとともに,低価格で扱いやすいデ ジタル一眼レフカメラが容易に入手できるようになった.以上の理由から,スカイモニ ターに用いるカメラは一般的に販売されているデジタル一眼レフカメラを使用し,魚眼レ ンズと組み合わせることで,全天をカバーするスカイモニターを考案した. また,スカイモニターは屋外に設置するため,全天候に対応できるようHousing(格納 容器)を製作する.これにも,手に入りやすい部品を用い,シンプルな設計で専門的な知 識がなくてもスカイモニターが作れるように工夫している.

4.2

カメラとレンズ

使用するカメラとレンズは以下の通りである(図4.1).

カメラ : EOS Kiss X4 (Canon)

CMOSセンサーサイズ : 22.3× 14.9mm 画素数 : 5184× 3456 (約1800万画素) 1素子サイズ : 約4.3μm ISO感度 : ISO100∼6400相当 レンズ : SAMYNG8mm F3.5 FISH-EYE(Canon用) 焦点距離 : 8mm レンズ構成 : 7群10枚 魚眼の種類 : 対角魚眼レンズ F値 : 3.5∼22

(14)

図4.1 スカイモニターに使用するカメラとレンズ.. レンズはオートフォーカス機能が付いていないが低価格で高画質なのが特徴である (約 3万円).このカメラとレンズの組み合わせによる画角は対角で 167° (SAMYANG の HPより)となる.

4.3

Housing(

格納容器

)

の設計

Housing本体は防水・防塵プルボックスBCAL282813(タカチ電機)と,直径20cmの アクリルドーム(アクリルショップはざいや)を組み合わせて製作した.防水ボックスと アクリルドームの接着には防水接着剤(セメダイン防水シール バスコークN)を用いて いる.結露対策として,換気用のファン(12cmUSBファン.電源はUSB→AC電源への 変換アダプタを用い使用)と水道管の凍結防止用のヒーターを取り付けている.換気ファ ンをボックス内の底部に取り付けているため,角材を取り付け底上げしている.ヒーター はアクリルドームの周りに巻きつけ,ビニールテープで固定している.その他,Housing に格納されているものは,カメラ用の ACアダプタ,電源の延長コード(カメラ,ヒー ター,換気ファンを接続.電源は一般的なコンセントから延長コードを伸ばして使用して いる.),カメラ固定用の台座(ホームセンターなどで売られているL字金具を組み合わ せて製作)と微動雲台(ビクセン)である.また,カメラの制御は,20mのUSBリピー ターケーブルを用い室内のパソコンと接続して行っている(図4.2,4.3,4.4.).

(15)
(16)

図4.3 完成したスカイモニターの外観.

(17)

4.4

テスト観測

4.4.1 露出時間とISO感度,絞りの設定と,限界等級 後述のカメラのリモート制御ソフト(EOS Utility) で設定できる,シャッタースピー ドは4000分の1秒から30秒までの間である.露出時間を最大の30 秒にしても星が点 像に写ることと,測光の際のシンチレーション(大気揺らぎ)の影響による測光値のばら つきを少なくすることを考慮して,露出時間は最大の30秒に設定した.ISO感度は最大 ISO6400まで上げることができるが,高感度なほど,ノイズが多くなるため,ISO1600に 設定した.絞りの値はF5.6に設定した. これらの設定での限界等級(月がなく,明りの少ない北側の空で,最も良い条件におけ る場合の)は約7.0等程度(画像を目視した時,確認できる星)である. 4.4.2 設置場所の検討 図4.5 Housingの内部. 当初,平成24年度に新設した21号館屋上の南側のスペース(図4.5のSite-1)にスカ イモニターを設置しようと考えていたが,25号館陸橋方面の照明が明るすぎてスカイモニ ターの設置に適していないことがわかった(図4.6).そこで,21号館北側のスペース(図 4.5のSite-2)でテスト撮影を行ったところ,比較的良好な画像が得られたので(図7.7),

(18)

現在は21号館屋上北側に設置している.

図4.6 Site1で撮影した画像.画像の中心から右下にかけてゴーストのようなものが 写りこんでしまっている.

(19)

4.5

制御環境

カメラの制御ならびにリモート撮影については EOS Kiss X4に付属のソフトウェア EOS Utility を用い,パソコンから行っている.夜間モードと昼間モードで,撮影設定 を変えるためのタイムスケジュール管理は UWSC というフリーソフトを用いている (http://www.uwsc.info/).このソフトは,マウスとキーボード入力を記録して再生する ことができるアプリケーションで,タイムスケジュール機能を使って記録させた操作を あらかじめ設定した時間に実行することができる.日没後,日の出前の薄明の時間帯頃 にモードが切り替わるように時間設定している(ただし季節ごとに時間設定は変える必要 がある).撮影した画像は外付けハードディスクに保存するとともに,インターネット上 にアップロードしリアルタイムで閲覧することができる環境を整えている.2013年現在 はライブ映像配信サイトUSTREAM(www.ustream.tv/)を利用している.EOS Utility

で撮影された最新画像はクイックプレビューとしてデスクトップに表示されるので, そのデスクトップ画像をキャプチャし,配信している.デスクトップのキャプチャには

SCFH DSF(http://mosax.sakura.ne.jp/yp4g/)というフリーソフトを用い,USTREAM

への配信にはFlash Media Live Encoder(http://www.adobe.com/jp/products/flash-media-encoder.html)という同じくフリーソフトを用いている(図4.8).

(20)

5

天文学への応用

5.1

スカイモニターの運用状況について

2012 年 8 月 15 日から 2013 年 2 月現在まで,岡山理科大学天文台において製作 したスカイモニターを運用している.これまで,大きなトラブルはなく安定した運 用ができている.2013 年 2 月 1 日現在の設定は,夜間は露出時間 30 秒,ISO 感度 1600,絞り F5.6,画像の保存形式:RAW に,昼間は露出時間 1/2500 秒,ISO 感度 AUTO, 絞りF5.6,画像の保存形式:JPEGに設定されている.スカイモニターは現在 http://www.ustream.tv/channel/ous-skycameraのURLで公開している.

5.2

市販のスカイモニターとの性能比較

製作したスカイモニターの性能試験のために,市販のスカイモニターとの比較を行っ た.比較に用いたスカイモニターはSBIG社のAllSkyCamera(All Sky 340)である.各

性能の比較について表5.1に示す.

表5.1 製作したスカイモニター(OUS SkyCamera)とSBIG All Sky-340の性能比較.

センサーについては,SBIG社のものが CCDである一方,我々のスカイモニターは

(21)

な星を測光するためには解像度が高い方が有利になると考えられる.1ピクセルあたりの 分解能は,魚眼レンズを利用しているため周辺像が歪むので一概には言えないが,平均的 にはSBIG社のものが約18分角程度,我々のスカイモニターが約2分角程度だと考えら れる.魚眼レンズの種類に関しては,我々のスカイモニターは対角魚眼であるが,SBIG 社製のものはほぼ円周魚眼なのでSBIG社の方がより広い範囲を写すことができる.露 出時間に関して,我々のスカイモニターはインターバル撮影時,シャッタースピードを 1/4000秒から30秒の間で自由に設定できるのに対し,SBIG 社のものは自動で露出時 間が決まってしまい,手動で設定することができず,これは測光に不向きである.また, 我々のスカイモニターは露出時間や感度を適切に設定することで昼間の空の様子も見る ことができるが,SBIG社のものは夜間専用である.昼間の空模様からその晩の天気を予 測し観測計画を立てる上で,昼間モードが設定できることは重要だと考えられる.また, SBIG AllSly-340は約30万円なのに対し,我々のスカイモニターを製作するコストは10 万円もかかっておらず,最近はデジタル一眼レフカメラの価格がさらに安くなっている傾 向にあるので,もっと安く製作することも可能だと考えられる.

SBIG All Sky-340による画像を図5.1に,それとほぼ同時刻に撮影された我々のスカ イモニターによる画像を図5.2に示す.

(22)

図5.1 SBIG All Sky-340による画像(2012年8月1日).

(23)

5.3

天文データとしての有用性について

デジカメで測光観測を行う場合,RAW形式で撮られた画像データを,天文測光に使用 するFITS(The Flexible Image Transport System:国際天文連合IAU において正式規 約としてみとめられている天文分野における世界標準の書式.)形式に変換する必要があ

る.このFITS画像はR,G,B,3色の情報を持っているので,得られた画像を3色に 分解する.このうちG画像の等級は過去の研究(大金, 2009 ; 今村, 2010)からTycho-2

星表のVT等級と相関関係を持っていることが知られているので,今回はG画像を用い て開口測光による差測光を行った.

RAW 形式から FITS 形式への変換および,3 色分解の画像処理については,IRIS

(http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm)というソフトを使用した.また測光 にはAIP4WINを使用している. 例として,食変光星ペルセウス座ベータ星アルゴルと,こと座ベータ星の測光結果を 示す. 5.3.1 アルゴルの測光 図5.3 ペルセウス座(スカイモニターの画像より). ペルセウス座ベータ星アルゴル(Algol.図5.3)は周期約 2.87日ごとに減光する食変

(24)

光星である.極大時は2.21等(V等級)の明るさを持つが,食の最大 (主極小)の時には 3.39等まで減光する.スカイモニターで捉えた主極小付近の光度曲線を図5.4に示す. 図5.4 スカイモニターで得られたアルゴルの光度曲線. 縦軸が明るさ,横軸が位相(主極小から次の主極小までの時間を0から1の値で示した もの)である.データは2012年10月15日ならびに10月18日のものを位相で重ねてい る.比較星はペルセウス座アルファ星(1.8等)を用いた.デジタル一眼レフカメラと魚 眼レンズの組み合わせにしては精度よく測光できていると思われる.特に10月18日の データは極小時刻の算出にも利用できる精度で観測ができていると考えられる. 5.3.2 こと座ベータ星の測光 こと座ベータ星(図5.5)は周期約12.9日で3.25等から4.36等(V等級)まで減光する 食変光星である.図5.6は2012年8月17日∼10月19日の期間の13夜分のスカイモニ ターで捉えたこと座ベータ星の全位相の光度曲線である.

(25)

図5.5 こと座.

アルゴルと同じく縦軸が明るさで,横軸が位相である.比較星はこと座ガンマ星(3.2

等)を用いた.日によっても違うが,およそ0.3∼0.5等の精度で測光できていることがわ かる.

(26)

6

結論と今後の課題

6.1

結論

以上の結果より次のようにまとめることができる:

(1) 市販の製品(SBIG All Sky-340)と比較しても見劣りしない,あるいは上回る性能 のスカイモニターの製作に成功し,しかも安定した運用ができている.この方法を 広く普及することで,教育普及目的や,個人の観測者の観測補助システムとしての 利用が期待できると考えられる. (2) 明るい変光星のモニターもある程度の精度(0.3∼0.5等)では可能だと考えられる. 特にアルゴルのデータは精度よく測光できていて極小時刻の算出などに使える天文 学的価値のあるデータが取得できると考えられる. (3) 限界等級は,最も良好な空の場合で約7.0等である.

6.2

今後の課題

今後の課題として次のようなことが挙げられる: (1) 製作したスカイモニターで撮影されたデータを天文学へ生かす.新天体の発見,測 光を行うことが第一の目標であるが,明るい変光星,例えばアルゴルの測光を継続 的に行い,極小時刻と極小予報時刻のずれ(O-C)を求めるなど,工夫次第で様々 な観測が行えると考えられる. (2) スカイモニターの設置場所について,より視野の開けた場所に設置することを検討 する. (3) より高い位置に設置したり,正確な南北出しができるようにhousingを改良する. (4) 本研究で培った技術を応用し,より精度の高い新天体発見モニター(例えば30∼ 50mmの広角レンズ+冷却CCDカメラなどの組み合わせなど)を開発する.

(27)

謝辞

岡山理科大学総合情報研究科教授・田邉健茲先生には大学入学前からの6年間,天文学 をはじめ,本の読み方,研究発表や論文・集録などの添削等,本当様々な分野に渡り厚く 熱くご指導を頂き,そして何より天文学を志す者としての心得をご教授いただきました. 時にはご心配をお掛けする場面もあったかと思いますが,最後まで暖かく見守っていただ き,本当にありがとうございました.田邉研究室を卒業してからも,田邉先生の元で学ん だ誇りを忘れることなく,胸を張ってこれからの人生を生きていきたいと思います.心よ り厚くお礼申し上げます. 田邉研究室博士課程の今村和義さんには,天文観測の方法をはじめ,データ処理の方 法,研究会での発表や,集録・論文の作成など,研究・観測また学生生活においても,あ らゆる場面で的確なアドバイスを頂きました.田邉研究室に配属されてから今日まで,今 村先輩の背中を追い続けながら歩んできたこの3年間のおかげで,天文観測者として,人 として成長することができました.厚くお礼申しあげます. 田邉研究室修士課程1年生の小木美奈子さんとは,2年間の間,共に学び,共に観測し, 励ましあいながら研究生活を送ることができ,大変感謝しています.研究生活での様々な 思い出は私の人生の宝物です. 田邉研究室4年生の西井嵩浩さんにもお礼申し上げます.短い間でしたが,田邉研究室 最後の1年間を楽しく過ごすことができました.ありがとうございました. 田邉研究室卒業生の國富菜々絵さん,國弘憲司さん,能勢樹葉さん,若林裕也さんにも お礼を申し上げたいと思います.研究室配属前から配属後に渡るまでの皆様との思い出, そして皆様の残して頂いた,卒業論文・修士論文があったからこそ,自分も本研究を完成 させることができたのだと思います.ありがとうございました. 私はこれから,天文学を普及する仕事に就きます.田邉研究室で学んだ誇りと,初心を 忘れることなく,これからも一生勉強し続けながら,多くの人に天文学の魅力を伝えてい きたいと思います. 最後に,今一度,私の研究生活に係わったすべての皆様に深くお礼申し上げます.皆様 の存在は夜空に輝く星のように,私の人生の道標です.

(28)

参考文献

-

1

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(31)

Appendix 1

 岡山理科大学天文台の観測による学術論文一覧

岡山理科大学天文台で観測されたデータによる学術論文(英文)の一覧(NASAのADS

参照

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